El nacimiento de las estrellas

Cursos de Extensin en Astronoma y Astrofsica Fundamentos de Astrofsica

Evolucin EstelarNacimiento de las estrellas

Pablo Cuartas RestrepoFundamentos de Astrofsica

17/10/09


Las estrellas no parecen cambiar!...

Estrellas de ahora son las mismas estrellas que vieron los antiguos observadores del cielo

Por lo que sabemos ahora sobre ellas sin embargo...

... No pueden ser eternas!...

Poderosas fuentes de energa energa por reacciones nucleares Material para reacciones no es ilimitado

Estrellas deben tener Origen y Final!

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Preguntas:

Cmo nace y muere una estrella? Cunto tiempo vive una estrella? Qu sucede en el intermedio? Qu queda despus de que estrella

muere

El reto: resolver estas preguntas, pero...Observacines: vida estrellas ocurre en escalas de tiempo muy grandes

La evidencia de la vida en la Tierra......el Sol no ha cambiado considerablemente en los ltimos 3'800 millones de aos!

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Pero en Teora:

Estrellas: cuerpos relativamente simples

Aplicacin leyes fsica para estudiar constitucin de estrella y su variacin en el tiempo

Calculos complejos : COMPUTADOR

La imagen resultante :

TEORA DE LA EVOLUCIN ESTELARUna de las ms exitosas teoras cientficas de todos los tiempos!

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Formacin EstelarFormacin Estelar A partir de qu, dnde,

por qu y cmo se forman estrellas?

Qu hay adems de estrellas?...

El Medio Interestelar (MI) Espacio entre estrellas no esta

vaco: Gases (tomos y molculas),

plasmas, polvo 1 de cada 10 kg de materia en Galaxia es MISi hay tanta materia interestelar, por qu no se ve?

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Materia en MI Bajsima densidad. En promedio 1 a 10 partculas/cc

(Comparacin: Aire 1019 partculas/cc)

cmo se sabe de la existencia de esta materia?Primeras evidencias: lneas de absorcin desconocidas en los espectros estelares, absorcin interestelar, enrojecimiento interestelar

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Manifestacin directa: Acumulacin de MI......Nubes

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Gas en nubes ha sido ampliamente estudiado...

Hoy conocemos en detalle la forma como la materia se acumula en esas nubes y los efectos que esa acumulacin tienen en otros procesos astrofsicos

Nubes Moleculares Gigantes (NMG)

Enormes y masivas (centenar pc, millones Msol)

Gas: Hidrgeno, molculas complejas

Polvo: 1 de cada 100 kg, tamao granos de polvo tpicos

Mucho ms densa que promedio: 100 partculas/cc

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Gran porcin de ellas no detectables en visibleSolo visibles en otras longitudes de onda (emisin de

polvo infrarrojo , molculas -ondas de radio, etc.)

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Al interior de NMG

Nebulosas de Emisin

Porciones pequeas de NMG (algunos aos luz, miles Msol)

Concentracin leve de gas de nube: 100 1000 part./cc

Gases calientes y luminosos (plasma, 10,000 K)

Contienen estrellas luminosas y calientes (tipo OB)

Luz UV de estrellas excita gases

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Ej. Nebulosa de Orion, Nebulosa del Aguila (Arriba)

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Nebulosas Oscuras

Concentraciones de materia localizadas y pequeas (ao-luz, centenares Msol)

Mucho ms densas que resto: 10,000 - 1 milln tomos/ cc

Concentracin de polvo

Gases muy fros: 10 K

Nubes muy opacas a radiacin

Ej. Nebulosa oscura de cabeza de caballo

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Y la formacin estelar?...

Algunas pistas de la relacin estrellas-MI:

La materia de la que esta hecho el medio interestelar es la misma de la que estn hechas las estrellas......es natural pensar que las estrellas surgen de condensacin del MI

Es muy comn observar asociacin de grandes nubes con estrellas MUY LUMINOSAS...... estrellas que consumen muy rpido su combustible...... estrellas recin nacidas ...

Normalmente en el seno de nubes se observan grandes grupos estelares...

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Formacin estrellas agregacin de gas en nube......no es un proceso simple

Condiciones formacin estrella a partir de nubes...

Normalmente nube o porciones de ella en equilibrio mecnico (Gravedad = Presin)

Para formacin estrella: ruptura equilibrio + Perturbacin de trozo de nube

Pero no basta una perturbacin en el equilibrio de una porcin de nube...

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Porcin de nube debe tener suficiente cantidad de masa para aplastarse bajo su propio peso

M > MJ T / Masa de Jeans

Consecuencias: T pequea masa de Jeans

pequea (poca presin) grande masa de Jeans

pequea (mucha gravitacin)

perturbacin + condicin de Jeans:

Nube se comienza a contraer constantemente: COLAPSO

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Colapso gravitacional de una nube

Condiciones de temperatura y presin son satisfechas en el seno de nebulosas oscuras...

El lugar de nacimiento de estrellas!

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El proceso de formacin estelar a partir de una nube se da en 3 grandes etapas:

Primera etapa: Colapso isotrmico de un grumo de nube

Colapso

Energa gravitacional calor

Calor radiacin

Radiacin escapa por transparencia de nube

crece, T constante MJ decrece

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Consecuencia: grumos pequeos dentro de nube pueden empezar a crecer

FRAGMENTACIN

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Segunda etapa: colapso adiabtico y fin de la fragmentacin

Densidad se ha hecho muy grande

Nube se hace opaca

grande ... pero ... T muy grande tambin : MJ no cambia

FIN DE FRAGMENTACION

Cada fragmento : formar una estrella

Toda la nube: conjunto de estrellas (Guardera estelar)

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Cunto ha durado el proceso hasta este punto?...... un estimativo grueso se puede hacer usando la teora del colapso gravitacional en caida libre

tff = [(3/32)(1/G)]1/2

Ej. Nube de gas densa, = 10-18 g/cm3

t 2000.000 aos

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Tercera etapa: colapso gravitacional de un fragmento

1 Fragmento formar: 1 estrella individual

A muy alta densidad: colapso se hace muy lento quasi-equilibrio mecnico

PROTOESTRELLA

Caractersticas Protoestrella:

Globo enorme de gas (10 100 tamao Sol)

Gas caliente (2,000-3,000 K)

Por su gran tamao: gran luminosidad (100 Lsol)

Por qu no las vemos?...Casacarn de polvo

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Embriones de Estrella...

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Polvo calentado por radiacin: emisin en infrarrojo

Material en cascarn: cae sobre protoestrella

Protoestrella gana lentamente masa...

Choque materia en caida con superficie Protoestrella..

Produce muchisima energia

Fuente principal de energa protoestrella...... golpe constante de materia que cae sobre ella!

Estado de protoestrella: ...etapa ms prolongada nacimiento

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Sntesis:

Nube molecular gigante Nebulosas oscuras: grumos Perturbacin equilibrio mecnico

(supernova vecina, brazos espirales...) Colapso rpido Fragmentacin Formacin de protoestrella Protoestrella:

casi-equilibrio mecnico, energa por colapso

Pero todava el cuerpo no se ha convertido en una estrella......antes de hacerlo pasar por procesos muy importantes en su historia!

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Fusin de Deuterio

Contraccin lenta: calentamiento interior Cuando temperatura 1 milln grados:

Fusin Deuterio Nueva fuente de energa para protoestrella Pero no dura mucho en apagarse...

1 ncleo de deuterio por cada 10,000 de hidrgeno

Formacin de Disco Proto-planetario

Grumo que dio origen a protoestrella: lenta rotacin inicial...Colapso grumo : incremento velocidad de rotacin

Achatamiento y concentracin cerca a plano que rodea protoestrella

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Estructura de un objeto protoestelar

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Formacin de agregados de polvo y gases: planetesimales

Disco de detritos slidos alrededor de protoestrella

PROPLYD : PROtoPLanetarY Disk

Sistemas planetarios en formacin!

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Fases activas

En cierto momento y por razones todava oscuras:

La protoestrella expulsa materia en lugar de acumularla

Expulsin de materia:

Produce energa en forma de radiacin

Destruye cascarn gaseoso alrededor de protoestrella

Consecuencias:

Procesos violentos alrededor de protoestrella

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Estrellas de masa pequea:Objetos T-Tauri

Estrellas de masa grande: Objetos Herbig-Haro Formacin de Jets de materia

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Culmina fase de formacin primaria de la estrella

Estrella se hace visible!Puede ubicarse en diagrama H-R!

T, R, L algunas estrellas rojas y luminosas

pueden ser protoestrellas?NO!

Esta etapa de formacin estelar.... puede durar millones de aos

Evolucin posterior de protoestrella:cambian sus caractersticas observacionales (se contrae y calienta)

Ubicacin cambios en diagrama H-R

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Trayectoria Evolutiva

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El paso final:Temperatura ncleo alcanza valor crtico (>9-10 millones grados)

Inicio fusin de HidrgenoInicio fusin de HidrgenoColapso se detiene

HA NACIDO UNA ESTRELLAHA NACIDO UNA ESTRELLA

Ubicacin final en diagrama H-R : SECUENCIA PRINCIPAL DE EDAD CERO

Zero Age Main SequenceZAMS

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A la etapa previa a la llegada a la secuencia principal se la llama tambin fase de presecuencia principal

La duracin de esta etapa, y de todas las que se suceden a partir de este punto, depende de la masa de la estrella...

Ver Tabla 12.1 Carroll...

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No todos los grumos de masa arbitraria alcanzan a ser estrellas...

M < 0.08 Msol:

No se concentra suficiente masa para alcanzar temperatura de fusinNo alcanza equilibrio hidrosttico total Brilla slo en infrarrojoENANA MARRN

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M>100 Msol:

Enorme cantidad de energa durante colapso e inicio de fusin

Antes de superar este valor, masa de estrella no crece ms

100 Msol masa limite superior para una estrella...SUPERGIGANTE AZUL

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Masas Estrellas: 0.08 Msol < M < 100 Msol

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Estrellas de ahora son las mismas estrellas que vieron los antiguos observadores del cielo... No pueden ser eternas!...

Estrellas deben tener Origen y Final!TEORA DE LA EVOLUCIN ESTELARUna de las ms exitosas teoras cientficas de todos los tiempos!Formacin Estelar Bajsima densidad. En promedio 1 a 10 partculas/cc...NubesPolvo: 1 de cada 100 kg, tamao granos de polvo tpicosNebulosas OscurasMasa de Jeans

El lugar de nacimiento de estrellas!PROTOESTRELLA

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